jeffrey

大質量恆星
在大質量的恆星，在電子簡併壓力能夠成為主流之前，核心已經大到能夠將由氫融合產生的氦引燃。因此當這些恆星在膨脹和冷卻時，它們的亮度不會比低質量的恆星大多少；但是它們會比低質量恆星開始時的階段亮許多，並且也會比低質量恆星形成的紅巨星明亮，因此這些恆星被稱為超巨星。
質量特別大的恆星（大約超過40倍太陽質量），會非常明亮和有着相當高速的恆星風。在它們膨脹成為超巨星之前，因為強大的輻射壓力，傾向於先剝離外面的氣體殼層，因而它們的質量損失也非常快，這導致它們在主序帶的階段都維持着表面的高溫（藍白的顏色）。因為恆星的外殼會被極端強大的輻射壓剝離，因此恆星的質量不能超過120個太陽質量。雖然較低的質量可以使外殼被剝離的速度減緩，但如果它們是靠得夠近的聯星，當它膨脹而外殼被剝離時，會與伴星結合；或是因為它們的自轉夠快，對流作用將所有的物質帶至表層，造成徹底的混合，而沒有可以分離的核心和外殼，都能避免成為紅巨星或紅超巨星。
當從外殼的基部獲得氫並融合成氦時，核心也逐漸變得更熱和更密集。在大質量的恆星，電子簡併壓力不足以單獨的阻止重力崩潰，至於每一種在核心被消耗掉的元素，點燃更重的元素融合之火，也都能暫時的阻止重力崩潰。如果恆星的核心不是太重（質量大約低於1.4倍太陽質量，考慮到在這之前已經產生了許多質量的損耗），它也許可以如前所述的質量較低恆星，形成一顆白矮星（外面可能有行星狀星雲包圍着），不同的是這種白矮星主要是由氧、氖和鎂組成。
當原始恆星質量達到某種程度時（估計是2.5倍太陽質量，並大約在10倍太陽質量以內），核心的溫度可以達到光致破壞的溫度（大約是1.1GK）開始形成氧和氦，而氦又會立刻和殘餘的氖融合成鎂；然後氧融合形成硫、矽和少量的其他元素。最後，溫度達到任何一種元素都會被局部毀壞的高溫程度，通常都會釋放出α粒子（氦核），又立刻和其他原子核融合，所以有少數的原子核經過整理之後會成為更重的原子核，而釋放出來的淨能量是增加的，因為打破母原子核所釋放出來的能量大於融合成子原子核所需要的能量。
核心質量太大不能形成白矮星，又未能達到足以承受氖轉換成氧與鎂的恆星，在融合成更重的元素之前，就將經歷重力崩潰的過程（因為電子捕獲）。無論電子捕獲造成溫度增加或降低，都會在重力崩潰之前構成比原來小的原子核（像是鋁和鈉），可以在重力崩潰之前對總能量的產生造成重大的衝擊。這也許對之後產生引人注目的超新星爆炸與拋出的元素和同位素豐度都有影響。
一旦恆星核合成的過程產生鐵-56，接下來的過程都將消耗能量（將碎片結合成原子核所釋放出來的能量小於將母原子核擊碎所需要的能量）。如果核心的質量大於錢德拉塞卡極限，電子簡併壓力將不足以支撐與對抗因為質量所產生的重力，核心將突然的產生崩潰，災難性的崩潰將形成中子星直至黑洞（在核心的質量超過托爾曼-奧本海默-沃爾科夫極限的情況下）。雖然還未完全了解過程，某些重力位能的轉換使這些核心崩潰並形成Ib、Ic或II型超新星。只知道在核心崩潰時，就像在超新星1987 A所觀測到的，會產生巨大的中微子浪湧。極端高能量的中微子會破壞一些原子核，它們的一些能量會消耗在釋出核子，包括中子，還有一些能量會轉換成熱能和動能，因而造成衝擊波與一些來自核心崩潰的物質匯合造成反彈。在非常緻密的匯合物質中發生的電子捕獲產生了額外的中子，有些反彈的物質受到中子的轟擊，又誘發了一些核子捕獲，創造出一系列，包括放射性物質鈾在內，比鐵重的元素。雖然，非爆炸性的紅巨星在早期的反應和次反應中釋放出的中子也能創造出一定數量比鐵重的元素，但在這種反應下產生比鐵重的元素豐度（特別是，有些穩定和長壽的同位素與一些同位素）與超新星爆炸有着顯著的不同。我們發現太陽系的重元素豐度與這兩者都不一樣，因此無論是超新星或紅巨星都無法單獨的用來解釋被觀察到的重元素和同位素的豐度。
從核心崩潰轉移到反彈物質的能量不僅產生了重元素，還提供了它們加速和脫離所需要的逃逸速度（這種機制還沒有被充分的了解），因而導致Ib、Ic或II型超新星的生成。目前對這些能量轉移過程的了解仍不能令人滿意，雖然目前的計算機模擬能對Ib、Ic或II型超新星的能量轉移提供部分的解釋，但仍不足以解釋觀測到的物質拋射所攜帶的能量。從分析中子星聯星（需要兩次相似的超新星）的軌道參數和質量獲得的一些證據顯示氧氖鎂核心崩潰所產生的超新星可能與觀測到由鐵核崩潰的超新星有所不同（除了大小之外還有其他的不同）。
質量最大的恆星也許在超新星爆炸中因為能量超過它的重力束縛能而完全的被毀滅。這種罕見的事件，導致不穩定對超新星，事後的核心不會留下包括黑洞在內的各種殘骸。。